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Terme du glossaire : Naine blanche

Description : Les étoiles dont la masse initiale est jusqu'à huit fois supérieure à celle du Soleil devraient finir leur vie sous forme de naines blanches. C'est le cas de notre Soleil. Les naines blanches ont une densité très élevée. Une naine blanche typique correspond à la masse du Soleil comprimée dans une boule légèrement plus grande que la taille de la Terre. Une naine blanche ne produit plus d'énergie à partir de réactions nucléaires dans son noyau, mais brille grâce à l'énergie qui lui reste. Les naines blanches les plus chaudes, du point de vue de leur température de surface, apparaissent bleues ou blanches en raison de l'énergie qu'elles émettent. Le cœur d'une naine blanche peut être constitué d'hélium, de carbone-oxygène ou d'oxygène-néon-magnésium, en fonction de la masse initiale de l'étoile. L'auto-gravité ne fait pas contracter le cœur d'une naine blanche en raison de la pression intérieure de dégénérescence des électrons, un phénomène quantique. La pression de dégénérescence ne peut soutenir que les naines blanches dont la masse finale ne dépasse pas 1,4 fois celle du Soleil. Les restes stellaires dont la masse est supérieure à cette limite (connue sous le nom de limite de Chandrasekhar) sont soit des étoiles à neutrons, soit des trous noirs.

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Statut du terme et de sa définition : La définition initiale de ce terme en anglais a été aprouvée par un·e spécialiste de la recherche en astronomie et un·e spécialiste de l’éducation
La traduction de ce terme et de sa définition n'ont pas encore été aprouvées

Le glossaire multilangue de l'OAE est un projet du Bureau de l'IAU de l'Astronomie pour l'Education (OAE) en collaboration avec le Bureau de l'IAU de diffusion de l'Astronomie (OAO). Les termes et définitions ont été choisis, écrits et relues grâce à un effort collectif de l'OAE, les Centres et les Noeuds de l'OAE, les Coordinateurs Nationaux de l'Astronomie pour l'Education de l'OAE(NAECs) et d'autres volontaires. La liste complète des crédits pour ce projet est disponible ici . Tous les termes du glossaire et leur définition sont déposés sous licence Creative Commons CC BY-4.0 et doivent être créditées au nom de "IAU OAE".

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Media associé


Sirius A, a bright star with x-shaped diffraction spikes. Sirius B is a faint dot to the lower left.

Sirius A with his faint white dwarf companion Sirius B

Légende : This Hubble Space Telescope image highlights Sirius, the brightest star in Earth’s night sky, appearing as an intensely luminous object at the center with prominent cross-shaped diffraction spikes. These spikes, along with the saturated glow around the main star, are caused by the Sirius' light being spread out by the telescope and camera used to make this image. Slightly below and to the left of the main star, a tiny point of light marks Sirius B, a much dimmer object captured thanks to Hubble’s high sensitivity. Sirius A is an A-type star, known for its high surface temperature and strong white-blue light, while Sirius B is a compact white dwarf, the dense remnant of a star that has exhausted its nuclear fuel. Together, they form a well-known Binary star system located about 8.6 light-years from Earth. Sirius B was originally a higher mass and brighter star that burned through its hydrogen fuel more quickly than Sirius A. This led to Sirius B evolving into a red giant and eventually ending its life as a planetary nebula, leaving only the remains of its core as a white dwarf orbiting Sirius A.
Crédit : NASA, ESA, H. Bond (STScI), and M. Barstow (University of Leicester) Lien vers les crédits

License: CC-BY-4.0 Creative Commons (CC) Attribution 4.0 International (CC BY 4.0) Icônes

Diagrammes associés


Une ligne d'étoiles va des étoiles faibles et froides aux étoiles chaudes et brillantes. Certaines étoiles se trouvent au-dessus ou en-dessous

Diagramme de Hertzsprung-Russell

Légende : Ce diagramme montre la température et la luminosité de différentes étoiles. La taille de chaque point représente le rayon de l'étoile et sa couleur est celle que l'œil humain verrait. La couleur des étoiles varie d'un bleu délavé à un orange rougeâtre délavé. Aucune étoile n'a une couleur pure comme le rouge, le vert ou le bleu, car les spectres des étoiles contiennent de la lumière de nombreuses couleurs différentes. Toutefois, les étoiles les plus rouges sont communément appelées "rouges" et les étoiles les plus bleues "bleues". L'échantillon d'étoiles utilisé pour réaliser ce diagramme a été choisi pour présenter un large éventail d'étoiles de différents types. Le nombre relatif de chaque type d'étoile n'est donc pas représentatif de la fréquence de chaque type. Du haut à gauche au bas à droite, on observe une longue ligne d'étoiles brûlant de l'hydrogène dans leur cœur. C'est ce qu'on appelle la séquence principale. Sur cette ligne, on trouve les étoiles Mintaka, Achenar, Sirius A, le Soleil et Proxima Centauri. En bas à droite de cette ligne se trouvent Teide 1 et Kelu-1 A. Ces deux objets sont des naines brunes, des objets de masse trop faible pour avoir des noyaux suffisamment chauds pour fusionner l'hydrogène pendant une période de temps prolongée. Le nom de naine brune n'est pas lié à leur couleur. Au-dessus de la séquence principale, on trouve les sous-géantes, les géantes, les géantes lumineuses et les supergéantes. Il s'agit d'étoiles qui ont fini de brûler de l'hydrogène dans leur cœur et qui ont évolué pour devenir des objets plus gros. La luminosité d'une étoile dépend de sa température et de sa taille. Ainsi, les étoiles géantes sont plus lumineuses que les étoiles ayant un rayon plus petit mais ont la même température. Avec le temps, ces objets atteindront la fin de leur vie et passeront par une phase de nébuleuse planétaire ou deviendront des supernovae. Les étoiles qui terminent leur vie par une phase de nébuleuse planétaire deviennent un type de vestige stellaire appelé naine blanche. Ces objets sont beaucoup plus petits que les étoiles de même température et sont donc moins lumineux ; on les trouve bien en dessous de la séquence principale. Les étoiles qui terminent leur vie en supernovae deviennent soit des trous noirs, soit des étoiles à neutrons. Elles ne sont pas représentées sur ce graphique.
Crédit : AIU OAE/Niall Deacon

License: CC-BY-4.0 Creative Commons (CC) Attribution 4.0 International (CC BY 4.0) Icônes


A diagram showing the evolutionary stages of five mass ranges of stars.

Stellar Evolution

Légende : This diagram shows the life cycle of stars of different masses. The mass of the different types of star increases from bottom to top with time going from left to right. The life cycle of a star depends on its mass, with lower mass stars have longer lifetimes. All stars form from clouds of gas that collapse under their own gravity. As the star collapses, its core becomes hotter and denser. If the star has a mass greater than 0.08 solar masses (0.08 times the mass of the Sun), the pressure of the star’s mass pushing down on its core creates a high enough core temperature for hydrogen fusion to ignite. This burns hydrogen into helium in the star’s core, providing a heat source to power the star and to stop its core from collapsing further. If the collapsing object has a mass below 0.08 solar masses then it does not ignite hydrogen fusion in its core. It continues to cool and slowly contract. Such substellar objects are known as brown dwarfs, shown here in the lowest row. After stars have formed, they burn hydrogen in their cores and begin their so-called main sequence phase. The most massive stars (>25 solar masses, shown here at the top) have very high core temperatures and thus burn through their hydrogen fuel more quickly. This means they may only spend a few million years on the main sequence burning hydrogen in their cores. Once the hydrogen in the core is exhausted the star’s core contracts, becomes hotter and helium burning starts in the core. While the core contracts, the outer layers of the star expand and it becomes a supergiant. For the most massive stars strong stellar winds strip off the cooler outer layers, leading to the star being very large and very hot, a blue supergiant. Once helium is exhausted in the core, carbon is burned, and then heavier elements. Eventually the star ends with an iron core. Fusing iron into heavier elements does not generate energy so at this point fusion stops in the core. Once this core of iron is massive enough, it and the surrounding matter suddenly collapses to form a black hole and the outer layers are flung off in a supernova explosion. Slightly lower mass stars (between 8 and 25 solar masses, seen here second top) evolve in a similar way although they do not have strong enough winds to push their outer layers away and become blue supergiants, instead it evolves into a red supergiant. While such stars also collapse and create supernova explosions. The remnant of the star’s core is not massive enough to collapse into a black hole. Instead, its electrons and protons combine to form neutrons and it is supported by a quantum mechanical effect called neutron degeneracy pressure. This results in the remnant of the star being a tiny neutron star, several solar masses in mass but only a few kilometres across. For stars similar in mass to the Sun (between 0.4 and 8 solar masses, seen here in the middle row), the star burns hydrogen in its core until the hydrogen in its core is exhausted. At this point a hydrogen burning shell forms around the core. Eventually the core will become hot enough to burn helium into carbon and oxygen. After this the star is left with a carbon and oxygen core surrounded by shells burning helium and hydrogen. These shells are unstable producing thermal pulsations that convulse the star. Eventually these pulsations become so extreme that the star’s outer layers are thrown off. This leaves the carbon and oxygen core as a white dwarf supported by electron degeneracy pressure. The outer layers of the star form what is known as a planetary nebula (which doesn’t actually have anything to do with planets despite the name). The lowest mass stars (seen here in the second bottom row) are so low in mass that their evolutionary timescales are much longer than the age of the universe. This means that none have evolved beyond the main-sequence. Low mass stars are fully convective meaning material in the core is constantly being mixed with material above. This means that all the hydrogen in the star would eventually be burned in the core, but this will take trillions of years.
Crédit : Danielle Futselaar/IAU OAE

License: CC-BY-4.0 Creative Commons (CC) Attribution 4.0 International (CC BY 4.0) Icônes

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